Écoulements saisonniers sur les versants martiens chauds - Seasonal flows on warm Martian slopes
Les flux saisonniers sur les pentes martiennes chaudes (également appelées pente lineae récurrente , Lineae pente récurrente et RSL ) sont pensés pour être salée l' eau flux se produisant pendant les mois plus chauds sur Mars , ou encore, des grains secs « flux » vers l' aval d'au moins 27 degrés.
Les écoulements sont étroits (0,5 à 5 mètres) et présentent des marques relativement sombres sur des pentes raides (25° à 40°) , apparaissent et augmentent progressivement pendant les saisons chaudes et s'estompent pendant les saisons froides. Des saumures liquides près de la surface ont été proposées pour expliquer cette activité, ou des interactions entre les sulfates et les sels de chlore qui interagissent en dessous pour produire des glissements de terrain.
Aperçu
Les recherches indiquent que dans le passé, de l'eau liquide coulait à la surface de Mars , créant de vastes zones similaires aux océans de la Terre. Cependant, la question demeure de savoir où est passée l'eau.
Le Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) est un vaisseau spatial polyvalent lancé en 2005 conçu pour effectuer la reconnaissance et l' exploration de Mars depuis l'orbite. Le vaisseau spatial est géré par le Jet Propulsion Laboratory (JPL). La caméra HiRISE à bord du MRO est à la pointe des études RSL en cours car elle permet de cartographier les caractéristiques avec des images de sites étroitement surveillés généralement prises toutes les quelques semaines. L' orbiteur Mars Odyssey 2001 utilise des spectromètres et un imageur thermique depuis plus de 16 ans pour détecter des preuves d' eau et de glace passées ou présentes . Il n'en a détecté aucun au RSL. Le 5 octobre 2015, de possibles RSL ont été signalés sur le mont Sharp près du rover Curiosity .
Caractéristiques
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Les propriétés distinctives des lignes de pente récurrentes (RSL) comprennent une croissance progressive lente, une formation sur des pentes chaudes pendant les saisons chaudes, ainsi qu'une décoloration et une récurrence annuelles, montrant une forte corrélation avec le chauffage solaire. Le RSL s'étend en aval des affleurements rocheux en suivant souvent de petits ravins d' environ 0,5 à 5 mètres (1 pi 8 po à 16 pi 5 po) de large, avec des longueurs allant jusqu'à des centaines de mètres, et certains des emplacements affichent plus de 1 000 écoulements individuels. Les taux d'avance RSL sont les plus élevés au début de chaque saison, suivis d'un allongement beaucoup plus lent. Les RSL apparaissent et s'allongent à la fin du printemps et de l'été austral des latitudes 48°S à 32°S qui favorisent les pentes faisant face à l'équateur, qui sont des moments et des endroits avec des températures de surface maximales de −23 °C à 27 °C . Le RSL actif se produit également dans les régions équatoriales (0-15°S), le plus souvent dans les talwegs de Valles Marineris .
Les chercheurs ont sondé pistes balisées flux avec le Mars Reconnaissance Orbiter de la CRISM et bien qu'il n'y ait pas spectrographique preuve de l' eau proprement dite, l'instrument a des sels de perchlorate directement imagés pense être dissous dans saumures d'eau dans le sous - sol. Cela peut indiquer que l'eau s'évapore rapidement en atteignant la surface, ne laissant que les sels. La cause de l'assombrissement et de l'éclaircissement de la surface est mal comprise : un écoulement initié par de l'eau salée (saumure) pourrait réarranger les grains ou modifier la rugosité de la surface d'une manière qui assombrit l'apparence, mais la façon dont les traits s'éclaircissent à nouveau lorsque les températures chutent est plus difficile à expliquer . Cependant, en novembre 2018, il a été annoncé que le CRISM avait fabriqué des pixels supplémentaires représentant les minéraux alunite, kiesérite, serpentine et perchlorate. L'équipe chargée de l'instrument a découvert que certains faux positifs étaient causés par une étape de filtrage lorsque le détecteur passe d'une zone à haute luminosité à des ombres. Apparemment, 0,05 % des pixels indiquaient du perchlorate, désormais connu pour être une fausse estimation élevée par cet instrument. Une teneur réduite en sels sur les pentes réduit les chances de présence de saumures.
Hypothèses
Un certain nombre d'hypothèses différentes pour la formation de RSL ont été proposées. La saisonnalité, la distribution de latitude et les changements de luminosité indiquent fortement un matériau volatil , tel que l'eau ou le CO liquide
2- est impliqué. Une hypothèse est que RSL pourrait se former par réchauffement rapide du gel nocturne. Un autre propose des flux de dioxyde de carbone, mais les milieux dans lesquels les flux se produisent sont trop chauds pour le gel de dioxyde de carbone ( CO
2), et sur certains sites, il fait trop froid pour de l'eau pure. D'autres hypothèses incluent des flux granulaires secs, mais aucun processus entièrement sec ne peut expliquer les flux saisonniers qui augmentent progressivement au fil des semaines et des mois. Les avalanches de corniche sont une autre hypothèse. L'idée est que le vent accumule la neige ou le givre juste après le sommet d'une montagne, puis cela devient une avalanche après s'être réchauffé. [1] La fonte saisonnière de la glace peu profonde expliquerait les observations RSL, mais il serait difficile de reconstituer une telle glace chaque année. Cependant, à partir de 2015, des observations directes de dépôts saisonniers de sels solubles suggèrent fortement que les RSL impliquent de la saumure (sels hydratés).
Saumures
L'hypothèse principale implique l'écoulement de saumures - de l' eau très salée. Les dépôts de sel sur une grande partie de Mars indiquent que la saumure était abondante dans le passé de Mars. La salinité abaisse le point de congélation de l'eau pour maintenir un écoulement liquide. Une eau moins salée gèlerait aux températures observées. Les données infrarouges thermiques du système d'imagerie par émission thermique (THEMIS) à bord de l' orbiteur Mars Odyssey 2001 ont permis de restreindre les conditions de température dans lesquelles la formation RSL se forme. Alors qu'un petit nombre de RSL sont visibles à des températures supérieures au point de congélation de l'eau, la plupart ne le sont pas, et beaucoup apparaissent à des températures aussi basses que -43 °C (230 K). Certains scientifiques pensent que dans ces conditions froides, une saumure de sulfate de fer(III) (Fe 2 (SO 4 ) 3 ) ou de chlorure de calcium ( CaCl
2) est le mode de formation de RSL le plus probable. Une autre équipe de scientifiques, utilisant l' instrument CRISM à bord du MRO, a signalé que les preuves des sels hydratés sont les plus cohérentes avec les caractéristiques d'absorption spectrale du perchlorate de magnésium (Mg(ClO 4 ) 2 ), du chlorure de magnésium (MgCl 2 (H2O) x ) et perchlorate de sodium ( NaClO
4).
Des expériences et des calculs ont démontré que des lignes de pente récurrentes pouvaient être produites par la déliquescence et la réhydratation des chlorures hydratés et des sels oxychlorés. Cependant, dans les conditions atmosphériques martiennes actuelles, il n'y a pas assez d'eau pour achever ce processus.
Ces observations sont les scientifiques les plus proches pour trouver des preuves d'eau liquide à la surface de la planète aujourd'hui. Cependant, de l'eau gelée a été détectée près de la surface dans de nombreuses régions de latitude moyenne à élevée. De prétendues gouttelettes de saumure sont également apparues sur les jambes de force du Phoenix Mars Lander en 2008.
Source d'eau
La saumure liquide s'écoule près de la surface pourrait expliquer cette activité, mais la source exacte de l'eau et le mécanisme derrière son mouvement ne sont pas compris. Une hypothèse propose que l'eau nécessaire pourrait provenir des oscillations saisonnières de l' eau adsorbée près de la surface fournie par l' atmosphère ; les perchlorates et autres sels connus pour être présents à la surface sont capables d'attirer et de retenir les molécules d'eau du milieu environnant ( sels hygroscopiques ), mais la sécheresse de l'air martien est un défi. La vapeur d'eau doit être efficacement piégée sur de très petites zones, et la variation saisonnière de l'abondance de la colonne atmosphérique de vapeur d'eau ne correspond pas à l'activité RSL sur les emplacements actifs.
Des eaux souterraines plus profondes peuvent exister et pourraient atteindre la surface au niveau des sources ou des suintements, mais cela ne peut pas expliquer la large distribution de RSL, s'étendant depuis les sommets des crêtes et des pics. En outre, il existe des RSL apparents sur les dunes équatoriales composées de sable perméable, peu susceptibles d'être une source d'eau souterraine.
Une analyse des données proches de la subsurface du spectromètre à neutrons de Mars Odyssey a révélé que les sites RSL ne contiennent pas plus d'eau que n'importe où ailleurs à des latitudes similaires. Les auteurs ont conclu que les RSL ne sont pas alimentés par de grands aquifères saumâtres proches de la surface. Il est encore possible avec ces données que la vapeur d'eau provienne de glace profondément enfouie, de l'atmosphère ou de petits aquifères profondément enfouis.
Le sable sec coule
Un écoulement granulaire sec a été proposé dès les premières observations de RSL mais cette interprétation a été écartée en raison de la saisonnalité du processus. La première proposition d'un déclenchement saisonnier en contexte sec a été publiée en mars 2017 à l'aide d'un effet de pompe Knudsen. Les auteurs ont démontré que les RSL s'arrêtaient à un angle de 28° dans le cratère Garni, en accord avec une avalanche granulaire sèche. De plus, les auteurs ont souligné plusieurs limites de l'hypothèse humide, comme le fait que la détection d'eau n'était qu'indirecte (détection de sel mais pas d'eau). Cette théorie a repoussé la théorie de l'écoulement sec. Une recherche publiée en novembre 2017 conclut que les observations s'expliquent mieux par les processus d'écoulement à sec, et remarquent qu'il n'y a aucune preuve spectrographique réelle pour l'eau. Leurs recherches montrent que le RSL n'existe que sur des pentes supérieures à 27 degrés, suffisamment pour que les grains secs descendent comme ils le font sur les faces des dunes actives. Le RSL ne s'écoule pas sur des pentes inférieures à 27 degrés, ce qui est incompatible avec les modèles pour l'eau. Un rapport de 2016 a également mis en doute les sources possibles d'eau souterraine sur les sites de RSL, mais le nouvel article de recherche a reconnu que les sels hydratés pourraient tirer une certaine humidité de l'atmosphère et que les changements saisonniers d'hydratation des grains contenant du sel pourraient entraîner un mécanisme de déclenchement pour RSL. les écoulements de grains, tels que l'expansion, la contraction ou la libération d'un peu d'eau, qui modifieraient la cohésion des grains et les feraient tomber ou « couler » vers le bas de la pente. De plus, les données du spectromètre à neutrons de l' orbiteur Mars Odyssey obtenues sur une décennie, ont été publiées en décembre 2017, et ne montrent aucune preuve d'eau (régolithe hydrogéné) sur les sites actifs, de sorte que ses auteurs soutiennent également les hypothèses de l'eau atmosphérique à courte durée de vie. déliquescence à la vapeur ou écoulements granulaires secs. Néanmoins, l'empreinte de cet instrument (~100 km) est beaucoup plus grande que les RSL (~100m).
Habitabilité et protection de la planète
Ces caractéristiques se forment sur les pentes exposées au soleil à des périodes de l'année où les températures locales dépassent le point de fusion de la glace. Les stries poussent au printemps, s'élargissent à la fin de l'été puis s'estompent en automne. Étant donné que ces caractéristiques pourraient impliquer de l'eau sous une forme ou une autre, et même si cette eau pourrait encore être trop froide ou trop salée pour la vie, les zones correspondantes sont actuellement traitées comme potentiellement habitables. Par conséquent, elles sont classées dans les recommandations de protection planétaire en tant que « régions incertaines, à traiter comme des régions spéciales » (c'est-à-dire une région à la surface de Mars où la vie terrestre pourrait potentiellement survivre).
Alors que l'hypothèse des flux humides a perdu du terrain depuis 2015, ces régions sont toujours parmi les sites candidats les plus favorisés pour soutenir les bactéries terrestres apportées par les atterrisseurs contaminés. Certaines lignes de pente récurrentes sont à la portée du rover Curiosity, mais les règles de protection planétaire ont empêché une exploration rapprochée par le rover. Cela a conduit à un débat sur la question de savoir si ces règles devraient être assouplies.
Lignes de pente récurrentes près de l'équateur
Image du disque de Mars prise par Viking. La flèche indique l'emplacement des lignes de pente récurrentes dans les images HiRISE suivantes.
Carte étiquetée des caractéristiques à proximité de Coprates Chasma. La flèche indique l'emplacement des lignes de pente récurrentes dans les images HiRISE suivantes.
Vue large d'une partie de Valles Marineris, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish L'encadré montre l'emplacement des lignes de pente récurrentes qui sont agrandies dans l'image suivante.
Vue rapprochée en couleur des lignes de pente récurrentes, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les flèches indiquent certaines des lignes de pente récurrentes. L'éventail peut avoir été formé par des lignes de pente récurrentes passées.
Les lignes de pente récurrentes s'allongent lorsque les pentes sont les plus chaudes. Près de l'équateur, les RSL s'allongent sur les versants nord durant l'été nord et sur les versants sud durant l'été austral.
Galerie
Flux de glace (blanc), de sel (rouge) et de saison chaude (bleu) sur Mars
Des coulées sombres dans le cratère de Newton s'étendent pendant l'été (vidéo-gif).
La saison chaude coule sur la pente du cratère Horowitz (vidéo-gif).
Flux saisonniers sur Coprates Chasma à Valles Marineris .
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Voir également
Les références
Liens externes
- Galerie de photos de la NASA sur les flux saisonniers sur les pentes martiennes chaudes.